Plusieurs études ont été faites dans le but d’analyser les régions moléculaires à hautes latitudes galactiques. Une des premières fut par Savage et al.(1977), qui ont détectés la molécule H2 en absorption sur la ligne de visée d’étoiles pour la première fois à hautes latitudes. Par la suite,Blitz et al.(1984) ont fait une étude détectant plusieurs nuages moléculaires contenant du CO à hautes latitudes galactiques. Ces résultats préliminaires indiquant la présence de molécules loin du plan de la galaxie ont poussé à des recherches plus systématiques de nuages moléculaires dans ces régions. Une contribution importante à ces études furent les observations de tout le ciel l du télescope spatial IRAS en 1983, qui ont permis la découverte des grandes structures filamenteuses émettant à 60µm et 100µm (Low et al. (1984)), et que l’émission de la poussière à ces longueurs d’onde corrèle avec la densité de colonne du HI (Boulanger et al.
(1985)).
Depuis, plusieurs autres études à hautes latitudes ont été faites. de Vries et al. (1987) ont identifié des nuages moléculaires dans la région d’Ursa pour la première fois en comparant le CO, N(HI) et l’émission infrarouge et ont trouvé que la relation entre N(H2) et N(CO) était différente dans les nuages diffus à hautes latitudes que dans les nuages du plan galactique.
Boulanger and Perault (1988) on fait une analyse de tout le ciel à hautes latitudes pour la première fois, trouvant que la relation linéaire entre le N(HI) et l’émission de la poussière tient partout à hautes latitudes. Joncas et al. (1992) ont analysé avec une haute résolution (25 fois supérieure aux études précédentes) le HI et l’émission infrarouge d’une section de la North Celestial Loop. Ils y ont trouvé des régions moléculaires et une dynamique du HI plutôt complexe. Boulanger et al. (1996) ont mesuré une corrélation entre l’émission infrarouge tel que mesuré par FIRAS et la densité de colonne du HI tel que mesuré par le relevé Leiden-
Dwingeloo dans tout le ciel à hautes latitudes.Magnani et al.(1996) ont produit un catalogue de plus de 100 nuages moléculaires à hautes latitudes galactiques où le CO a été détecté. PuisReach et al.(1998) ont catalogué les régions d’excès infrarouge dans tout le ciel à hautes latitudes Nord et Sud avec des données infrarouges du télescope COBE et des données en HI du relevé Leiden-Dwingeloo, identifiant plusieurs nouveaux nuages d’excès infrarouge.
Par la suite Dame et al.(2001) ont produit des cartes de tout le ciel de la molécule CO à plus haute résolution, corroborant la relation entre l’excès infrarouge et la présence de CO. Plus récemment, les travaux de Barriault et al.(2010) ont tenté de comparer l’excès infrarouge à l’émission de la molécule CO dans deux nuages en hautes latitudes galactiques, trouvant un certain décalage spatial entre l’excès infrarouge et l’émission de la molécule CO, ainsi que du cisaillement dans les profils de vitesse du HI, indiquant possiblement que la dynamique a un rôle à jouer. Finalement, Röhser et al. (2014) ont analysé les propriétés du gaz et de la poussière dans deux nuages à vitesses intermédiaires à hautes latitudes et identifient des régions de transition du HI au H2causés par la pression dynamique dû à l’entrée de ces nuages dans le plan de la galaxie.
Les recherches présentées dans ce document constituent la suite de ces études, en utilisant de nouvelles observations du HI à haute résolution (de l’ordre d’une minute d’arc) de plusieurs régions à hautes latitudes galactiques. Des nuages moléculaires seront identifiés et analysés en utilisant la méthode de l’excès infrarouge à l’aide des données HI et des données IRAS à 100µm, dans le but d’identifier des nuages à différentes étapes d’évolution et d’approfondir notre connaissance de l’évolution et de la dynamique de ces nuages. Entre autres, la morphologie et la distribution du gaz en vitesse seront analysées.
Chapitre 2
Observations et méthodologie
Au total, 14 champs différents à hautes latitudes galactiques ont été observés et analysés pour détecter la présence d’hydrogène moléculaire. Les observations en HI proviennent de données combinées du télescope à antenne unique du Green Bank Telescope (GBT) et du télescope à synthèse du Dominion Radio Astrophysical Observatory (DRAO). Les observations de la poussière en infrarouge proviennent des données du Infrared Astronomical Satellite (IRAS). Le présent chapitre détaille ces instruments et les méthodes d’analyse.
2.1
Observations DRAO
Le télescope à synthèse du Dominion Radio Astrophysical Observatory (DRAO), localisé à Okanagan Falls en Colombie-Britannique, est un radiotélescope conçu spécifiquement pour l’étude de l’hydrogène atomique. Opérant à la fréquence de 1420MHz le télescope du DRAO peut atteindre une résolution d’une minute d’arc via la technique de synthèse d’ouverture1. Le télescope est composé de sept antennes uniques, dont cinq de 8.53m de diamètre et deux de 9.14m de diamètre.
Le télescope possède trois antennes mobiles (antennes 2, 3 et 4 sur la figure 2.1), montées sur des plateformes motorisées qui roulent sur un rail. La séparation minimale entre les antennes mobiles est de L = 4.286m, soit environ la moitié d’un diamètre d’antenne. Cependant des limitations pratiques imposent une ligne de base minimale de 3L ∼ 12.86m. À 1420 MHz cette ligne de base minimale permet de bien représenter des structures de l’ordre de 40 minutes d’arc, tandis que la ligne de base maximale de 144L ∼ 617.1m permet d’atteindre la résolution désirée d’une minute d’arc. La configuration standard du télescope est de positionner les antennes mobiles à une distance de 12L entre elles et de faire varier la séparation entre l’antenne 1 et 2 de 3L à 14L. Ce faisant, une couverture totale allant de 3L à 144L est possible avec 12 configurations. La configuration est-ouest du télescope nécessite que l’objet observé soit suivi
Figure 2.1 – Illustration de la configuration des antennes du télescope DRAO. Les séparations sont en unités de L = 4.286m. (Landecker et al. 2000)
durant 12 heures, et pour obtenir une couverture totale de toutes les lignes de base offertes par le télescope, il faut répéter l’observation 12 fois. L’observatoire possède aussi une antenne unique supplémentaire de 26m. Celle-ci la permet de combler les lignes de base manquantes (0L à 3L).
Les télescopes sont équipés de spectromètres possédant 256 canaux. Pour cette étude, une plage spectrale allant de −105km s−1 à 105km s−1, par incréments de 0.824km s−1, a été sondé. Le champ de vue du radiotélescope à synthèse a un diamètre de 2.65◦. (Landecker, T.L. et. al 2000)